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Traduction française de l'article original en Anglais,
paru dans le magazine "Computing in Science and Engineering" de l'IEEE Computer Society.
Par Eric Korpela, Dan Werthimer, David Anderson, Jeff Cobb, et Matt Lebofsky.
Depuis les premiers jours de la radio, nombreux sont ceux qui ont considéré la possibilité de
détecter des signaux venant d'une civilisation extra-terrestre — et depuis l'avènement de la radio-astronomie, les outils permettant une telle recherche
ont existé. Depuis la fin des années 1950, les chercheurs ont effectué des recherches progressivement de plus en plus sensibles, mais chaque piste de
recherche a été limitée par les technologies alors disponibles. Alors que les technologies en radio-fréquences sont devenues de plus en plus efficaces et
les ordinateurs de plus en plus rapides, ces recherches se sont plus tard largement accrues et sont devenues de plus en plus précises. Le projet SETI@home,
conduit par un groupe de chercheurs au Laboratoire de Sciences Spatiales de l'Université de Californie à Berkeley, est la toute première tentative
d'utilisation du calcul distribué à large échelle pour effectuer une recherche exhaustive et précise des signaux radios de civilisations extraterrestres.
Introduction à la recherche SETI radio.
Vous pourriez vous demander pourquoi un énorme super-ordinateur serait nécessaire pour détecter des
signaux radio d'une civilisation étrangère. cela semble en effet une tâche de traitement de signal relativement simple. Mais un tel super-ordinateur est
nécessaire principalement parce que :
- les paramètres d'émission d'un signal étranger sont inconnus, et
- la sensibilité de la recherche d'une intelligence extra-terrestre (SETI) dépend presque exclusivement
de la puissance de calcul disponible.
Notre recherche d'une intelligence extra-terrestre suppose qu'une civilisation étrangère souhaitant
contacter d'autres races diffuserait un signal qui est facilement détectable et facilement distinguable des sources naturelles de radio-émissions. Une façon
d'accomplir ces objectifs est d'envoyer un signal à bande de fréquence étroite. En concentrant la puissance du signal dans une bande de fréquence très
serrée, le signal apparaîtra nettement parmi les sources naturelles de bruits à large bande.
Par conséquent, les efforts en radio SETI se sont concentrés sur la détection des signaux à bande
étroite. Pour la recherche de signaux en bande étroite, il vaut mieux choisir une fenêtre de recherche (ou un canal) autour d'une fréquence donnée. Plus
large est le canal, plus nombreux sont les bruits en bande large inclus en addition à tout signal, ce qui limite alors la sensibilité du système. Les
premiers systèmes utilisaient des technologies analogiques pour créer des filtres passe-bande étroits capables d'observer un canal d'une fréquence donnée.
Les systèmes les plus récents utilisent des banques massives de processeurs dédiés aux transformations de Fourier rapides (FFT) pour séparer les signaux
entrants jusqu'à un milliard de canaux, pas plus larges que 1 Hz chacun.
Malheureusement cette technique a ses limites. D'une part, les signaux extraterrestres ne seront
probablement pas stables en fréquence à cause des accélérations subies par l'émetteur et le récepteur. Par exemple, un récepteur écoutant des signaux
à 1,4 GHz situé sur la surface de la Terre subit une accélération pouvant aller jusqu'à 3,4 cm/s2 à cause de la rotation de la
Terre. Cela peut sembler très peu, mais cela correspond pourtant à une vitesse de dérive Doppler de 0,16 Hz/s. Sans correction, une transmission
extraterrestre glisserait hors du canal de 1 Hz en près de 6 secondes, ce qui lite effectivement le temps maximum d'intégration du signal à 6 secondes
seulement. Et à cause de la relation inverse entre la résolution maximale de fréquence et le temps d'intégration Du = (1/Dt), il y a une limite effective à la résolution de fréquence que
nous pouvons obtenir sans corriger cet effet dans le signal reçu (Du ~ 0,4 Hz).
En principe, nous pouvons corriger la plus grande part de cette dérive résultant des mouvements de la
Terre, mais comment pouvons-nous corriger les effets des mouvements d'une planète inconnue où serait situé l'émetteur ? Une civilisation étrangère
émettant des signaux en un faisceau étroit vers la Terre pourrait corriger le signal émis en fonction des mouvements du transmetteur, mais une civilisation
transmettant un panache omnidirectionnel ne pourrait pas effectuer un tel ajustement, car la correction nécessaire dépend de la direction de l'émission.
Aussi, pour chercher ce type de signaux sur des bandes de fréquences très étroites (Du << 1 Hz)
et pour obtenir la sensibilité la plus grande possible, nous devons corriger les dérives Doppler au niveau de la réception et recherche des signaux sur de
multiples vitesses de dérive Doppler. La répétition de l'analyse à des vitesses de dérive Doppler multiples devient alors très gourmande en calculs.
D'autres paramètres du signal sont encore inconnus — par exemple, à quelle fréquence sera-t-il
transmis ? Quelle est sa largeur de bande ? Sera-t-il pulsatif ? Si oui, avec quelle période ? L'investigation complète d'une gamme
étendue de ces paramètres requière une puissance de calcul proportionnellement plus large.
En plus de détecter un signal, nous devons déterminer si un signal est vraiment d'origine céleste.
Tout un tas très vaste des signaux à bande étroite reçus par un radio-télescope consiste en interférences de radio-fréquences (IRF) générées
localement. Heureusement, les IRFs ont des propriétés qui nous permettent de les distinguer des émissions d'origine non terrestre. Mais là encore, cette
élimination des IRFs demande des ressources de calcul.
Accomplir ces calculs sur ne serait-ce qu'une petite partie du spectre radio demanderait plus de
puissance de calcul que ce qui est disponible dans le super-ordinateur le plus large existant.
Distribution de la charge de calcul.
Par chance, la recherche des signaux dans un flux de données d'un radio-télescope est une tâche
facilement distribuable. Nous pouvons tronçonner les données d'une observation en bandes de fréquences qui sont essentiellement indépendantes les unes des
autres. De plus, une observation d'un secteur du ciel est essentiellement indépendante de l'observation d'un autre secteur. Cela nous permet de diviser un
très grand ensemble de données en petits tronçons qu'un ordinateur personnel peut analyser comparativement assez vite. De cette façon, nous pouvons
distribuer le travail aux personnes qui souhaitent contribuer en offrant les cycles de temps libre de leurs processeurs.
SETI@home conduit ses observations au radio-télescope de 305 mètres du Centre National d'étude
Astronomique et Ionosphérique (N.A.I.C.) situé à Arecibo, sur l'île de Puerto Rico (voir la figure 1). Le projet utilise un collecteur dédié (la
structure quasiment verticale suspendue à gauche du centre de la coupole, montrée dans la vue rapprochée) situé sur le récepteur monté à l'opposé du
collecteur principal d'observation (la structure fermée en forme de dôme à droite) sur le chariot de transport du télescope d'Arecibo. Cet arrangement
unique nous permet de conduire les observations SETI@home sans interférer avec les autres usages du télescope et cela nous offre trois modes principaux
d'observation. Si le collecteur primaire est stationnaire, les objets du ciel passent dans le champ de visibilité (0,1 degrés) de l'instrument SETI@home
à la vitesse de la rotation de la Terre (connu également comme la vitesse sidérale). Un objet aurait alors besoin d'environ 24 secondes pour transiter dans
ce champ. Si l'observateur principal poursuit une source dans le ciel, le faisceau du capteur SETI@home glissera dans le ciel à une vitesse double de la
vitesse sidérale. Occasionnellement, d'autres observateurs pourraient utiliser le capteur SETI@home pour suivre des objets dans le ciel.
Figure 1. SETI@home utilise le télescope de 305 mètres du National Astronomy and Ionospheric Center à
Arecibo, Puerto Rico. La vue rapprochée de droite montre les détails de la structure du "chariot d'accueil des instruments". Le capteur SETI est
l'antenne verticale descendant du chariot d'accueil. (Photos fournies par le NAIC—Observatoire d'Arecibo, un site géré par la NSF. Photos prises par David
Parker et Tony Acevedo.)
Durant toute la durée du projet, SETI@home verra la plupart des secteurs du ciel visible d'Arecibo trois
fois ou plus. Cela inclura les étoiles dont la déclinaison (l'équivalent céleste de la latitude) varie de –2º (Sud) à 38º (Nord), couvrant assez bien
près de 25% du ciel.
Le système SETI@home enregistre une bande de fréquence large de 2,5 MHz, centrée sur la
"raie de l'hydrogène" à 1 420 MHz. Puisque cette raie spectrale serait digne d'intérêt à tout astronome de n'importe quelle espèce
étudiant la galaxie où l'hydrogène est prédominant, cette fréquence est l'une des localisations les plus probables pour les transmissions
extra-terrestres. Cette bande de 2,5 MHz est enregistrée de façon continue sur des bandes DLT de 35 Giga-octets en utilisant des échantillons
d'une complexité de 2 bits. Chaque bande enregistre donc environ 15,5 heures de données. L'étude complète du ciel devrait demander près de
1 100 bandes, pour un total de 39 Téra-octets de données.
Les bandes enregistrées sont envoyées à Berkeley, où nous les subdivisons en unités de travail plus
petites sur 4 stations de travail dédiées à un programme tranchoir. Nous divisons les données de la bande de 2,5 MHz en 256 sous-bandes, au moyen
d'une FFT calculée sur 2048 points suivie par 256 transformées inverses calculées sur 8 points et arrondies à nouveau sur 2 bits. Puisque les
sous-bandes de 9 766 Hz produites sont divisées en suites de 220 échantillons, chaque unité de travail correspond à près de
10 kHz de bande passante et 107 secondes de durée d'observation. Les unités de travail suivantes se superposent par 20 à 30 secondes communes pour
permettre l'analyse complète des signaux qui pourraient être situés dans le temps de transition du faisceau aux extrémités d'une unité de travail. Nous
transférons chaque unité de travail générée vers un espace de stockage temporaire (capable d'accueillir près de 750 000 unités de travail)
destiné à la distribution vers les utilisateurs.
Le serveur principal de SETI@home (Figure 2) consiste en trois ordinateurs Sun Enterprise 450 series.
L'un d'eux gère la base de données des utilisateurs, et contient les informations relatives à chacun des 2,75 millions de volontaires SETI@home (incluant le
nombre d'unités de travail accomplies, l'heure de dernière connexion, et l'inscription dans une équipe de travail). La base des utilisateurs contient
également des informations statistiques et de contrôle, notamment la quantité de travail accomplie sur chaque type d'architecture de microprocesseur, et sur
chaque système d'exploitation sur lequel SETI@home a été porté.
Figure 2. Structure du serveur de données SETI@home.
Le second système serveur contient la base de données scientifique sur une grappe de disques redondants
en expansion constante (actuellement un RAID 0+1 de 432 Giga-octets). La base de données scientifiques contient des informations telles que l'heure, les
positions dans le ciel, et les fréquences pour chaque unité de travail générée, ainsi que les informations sur le nombre de fois l'unité de travail a
été transmise aux utilisateurs SETI@home et combien de résultats ont été reçus.
La majeure partie de la base de données scientifiques stocke les paramètres des signaux potentiels
(tels que le type, la puissance, la fréquence et les coordonnées dans le temps et le ciel du signal) détectés et retournés par les volontaires SETI@home.
En octobre 2000, la base de données contenait déjà plus de 1,1 milliard de signaux candidats (avant rejet des IRFs).
Le troisième système gère le stockage et la distribution des unités de travail et des résultats
retournés. Les communications entre le serveur de données et les clients utilisent le protocole standard de transfert hypertexte (HTTP). Nous avons choisi ce
protocole car bien des volontaires connectés à Internet peuvent être situés derrière des systèmes pare-feu qui prohibe la plus grande partie des trafics
réseau, mais permettent seulement l'accès au web mondial.
Les données échangées avec le serveur de données sont semblables à la transmission des éléments
d'un formulaire classique sur le web, et le serveur supporte deux types de requêtes. La première requête demande une unité de travail. La réponse à cette
requête inclue une unité de travail choisie depuis l'espace temporaire de stockage. La priorité va aux unités de travail qui n'ont pas encore été
envoyées, ou à celles pour lesquelles aucun résultat n'a été reçu.
Dans le second type de requête, le programme client retourne un résultat au serveur. Le serveur insère
les signaux candidats inclus dans ce résultat vers la base de données scientifiques et met à jour les statistiques du volontaire dans la base de données
des utilisateurs. La réponse à cette requête inclue les informations d'identification et les statistiques mises à jour du volontaire, de sorte que le
programme client puisse les afficher.
Accessoirement, le serveur de données gère aussi les requêtes d'inscription des utilisateurs au
projet : le programme client permet de saisir les informations de l'utilisateur, et transmet ces données dans une requête d'inscription ou de changement
de compte, et le serveur de données y réponds là aussi en incluant les informations d'identification et les statistiques actuelles du volontaire.
En plus de ces trois systèmes du serveur de données et des stations de travail exécutant le programme
tranchoir, un quatrième système gère le serveur du site web, dont certaines pages exécutent des scripts de consultation depuis le site web des statistiques
de l'utilisateur, obtenues par la connexion du serveur web au serveur de données des utilisateurs. Régulièrement, un script met à jour les graphiques et
données statistiques en consolidant les données individuelles des utilisateurs de chaque groupe de travail, pays, etc... Des serveurs FTP accueillent
également les versions de logiciels téléchargeables par les utilisateurs via Internet.
Le programme client SETI@home.
SETI@home distribue actuellement le logiciel client pour 47 combinaisons différentes de processeurs et
de système d'exploitation. Les utilisateurs peuvent télécharger le logiciel depuis le site web SETI@home (http://setiathome.ssl.berkeley.edu).
Pour Microsoft Windows et Apple Macintosh, le logiciel s'installe par défaut comme un écran de veille (Figure 3), ne traitant les données que lorsque
l'écran de veille est actif. Pour les autres plates-formes, le client de base est basé en mode texte. Les utilisateurs de ces plates-formes exécutent
généralement le client en tâche de fond. Un programme d'affichage graphique similaire aux versions Mac et Windows est disponible pour les systèmes Unix qui
disposent du système X Windows. En option, une grande variété d'applications tierces ont été développées par des contributeurs pour afficher les
données, les signaux détectés, cartes du ciel, et les statistiques des volontaires.
Figure 3. Une capture écran du programme client SETI@home. La moitié inférieure de l'écran présente
le spectre de puissance en cours d'analyse. La partie supérieure gauche montre l'état de l'analyse et les résultats principaux. La section supérieure
droite affiche des informations sur les données à traiter et les statistiques utilisateur.
Après la réception d'une unité de travail, le client calcule un lissage en ligne de base sur les
données pour ôter tous les artéfacts de bande large (Du > 2 kHz). Cela évite au client de
confondre les fluctuations du bruit en bande large (due en partie aux variations de la raie d'émission de l'hydrogène alors que le champ de visibilité
traverse le ciel) avec des signaux intelligents. Le client commence alors la boucle principale d'analyse, montrée schématiquement en Figure 4.
Pour chaque vitesse de dérive Doppler de -50 Hz/s à +50 Hz {
Générer un signal accéléré corrigeant cette dérive.
Pour chaque largeur de bande de 0,075 à 1220 Hz en pas 2x {
Calculer le spectre de puissance en fonction du temps.
Pour chaque fréquence du spectre calculé {
Chercher les signaux de courte durée au dessus d'un
seuil constant (pics de crête).
Rechercher les signaux stables dont la puissance
correspond aux paramètres du faisceau (Gaussiens).
Rechercher des groupes de 3 signaux espacés
régulièrement dans le temps (triplets).
Rechercher les signaux faibles répétitifs (impulsions).
}
}
}
Figure 4. Représentation en pseudo-code de l'algorithme SETI@home.
Au début de chaque passage dans la boucle principale, les données sont transformées dans une trame
accélérée en fonction d'une vitesse de dérive Doppler donnée. Les vitesses de dérives pour lesquelles le client analyse les données du signal varient de
–10 Hz/sec à +10 Hz/sec (accélérations attendues sur une planète en rotation rapide) par pas de 0,0018 Hz/sec. Le client examine aussi les
données à des vitesses de dérives Doppler allant jusqu'à ±50 Hz/sec (accélérations dont la magnitude correspondrait à un satellite en orbite
basse autour d'une planète telle que la Terre), mais avec un pas plus lâche de 0,029 Hz/sec. Un signal provenant d'un monde étranger aurait plus
probablement une vitesse de dérive négative (puisque les accélérations impliquées seraient éloignées de l'observateur). Malgré tout, nous examinons à
la fois les vitesses de dérives positives et négatives dans le but de comparaisons statistiques et pour laisser ouverte la possibilité d'une signal
extra-terrestre délibérément glissant en fréquence (par exemple si ce monde conduit des communications avec ses propres sondes spatiales lancées dans le
cosmos).
A chaque vitesse de dérive, le client recherche des signaux sur une ou plusieurs bandes passantes (Du), larges de 0,075 Hz à 1 221 Hz. Cela s'effectue en calculant des FFTs de longueur 2n (n
= 3, 4, ..., 17) pour transformer les données en un spectre de puissance ordonnée suivant le temps. Pour éviter de répéter du travail, toutes les bandes
passantes ne sont pas examinées à chaque vitesse de dérive Doppler. Ce n'est que si la vitesse de dérive devient significative comparée à (1/Du2) que le programme calcule une autre FFT de longueur donnée. Aussi, les transformées à 32K points ne
calculées quatre fois moins souvent que les transformées à 64K points.
Les données transformées sont alors examinées pour trouver les signaux qui excèdent 22 fois la
puissance moyenne de bruit. Ce seuil correspond à une puissance de 7,2 × 10–25 W/m2 pour notre résolution spectrale
de fréquence la plus fine, soit l'équivalent de la détection sur Terre d'un téléphone cellulaire émettant depuis l'une des lunes de Saturne. Le client
SETI@home rapporte de tels signaux de crête (spike) dans les résultats transmis.
S'il y a une résolution de temps suffisante dans les données transformées (n < 15)
et que le capteur SETI ne poursuit pas un objet fixe dans le ciel, le client examine aussi les données pour chercher les signaux qui correspondent aux
paramètres de réception du faisceau de détection du télescope. Quand une source radio glisse dans le champ de visibilité, la puissance mesurée variera
suivant le profil du faisceau du télescope, qui est pratiquement de forme Gaussienne. Le client SETI@home calcule ainsi le facteur c2 d'un ajustement pondéré par le profil gaussien, sur tous les signaux qui excèdent 3,2 fois la
puissance moyenne de bruit et rapporte ceux dont la qualité d'ajustement excède un certain niveau. Ce niveau de puissance corresponds typiquement à
8,4 × 10–25 W/m2.
Le client divise alors les données transformées à chaque fréquence en segments dont la durée égale
le temps requis pour qu'un objet traverse le champs de visibilité du télescope. Deux algorithmes servent à analyser ces segments à la recherche des signaux
pulsatifs. Le premier algorithme, le chercheur de triplets, parcourent chaque segment pour trouver trois signaux espacés régulièrement dont la puissance
dépasse 7,75 fois la puissance moyenne de bruit (soit au minimum 5,3 × 10–25 W/m2) et rapporte les signaux
détectés.
Le second algorithme est un algorithme modifié de repli rapide. Un algorithme de repli rapide (Fast
Folding Algorithm ou FFA) les données en tronçons de durée égale à la période recherchée et les co-additionne pour améliorer le rapport signal-bruit.
Une FFA calcule cette fonction pour un nombre large de période sans dupliquer les additions requises. L'algorithme de repli de SETI@home recherche environ (N log N)
périodes d'impulsion, où N est la longueur du tableau d'entrée. Cela correspond à des périodes allant de 2 à (N/3) échantillons. Durant
une exécution typique du client, cela donne près d'un million de périodes de durée allant de 2 ms à 10 s. Le programme calcule le seuil de
détection d'un signal pulsatif dynamiquement pour correspondre au nombre d'échantillons co-additionnés. Ce seuil peut ainsi être aussi petit que
0,04 fois le niveau de bruit moyen pour des impulsions dont la période est inférieure à 10 ms si celle-ci sont répétées de nombreuses fois.
Cela correspond à des énergies d'impulsions très faibles de l'ordre de 1,8 × 10–26 J/m2.
Suivant les paramètres de l'unité de travail individuelle, cette boucle de calcul requière 2,4 à 3,8
trillions d'opérations en virgule flottante (Téra-flops). Pour un ordinateur personnel typique (500 MHz), il faudra de 10 à 12 heures de calcul continu
pour achever une unité de travail. En moyenne pour une unité de travail, le client SETI@home reporterait huit signaux — quatre signaux de pics (spikes), un
signal Gaussien, un signal pulsé, et un signal triplet.
Le post-traitement.
Quant le client a terminé son travail, la tâche n'est pas achevée. Typiquement le programme client
SETI@home retourne quelques signaux potentiels par unité de travail. Bien sûr, ces signaux ne démontrent pas tous l'évidence d'une intelligence
extra-terrestre.
Des erreurs produites par les ordinateurs de calcul peuvent produire certains de ces signaux. Les
processeurs numériques typiques, la mémoire, et les systèmes disque sont assez fiables. Cependant SETI@home utilise des milliers d'années de temps
processeurs par jour, ce qui accroît considérablement des taux d'erreur même faibles. Même si des erreurs non détectées se produisaient en moyenne toutes
les 1018 instructions machine, SETI@home en verrait plusieurs par jour. Des erreurs additionnelles peuvent être introduites dans la transmission
des résultats à cause de connexions interrompues ou de services d'accès Proxy HTTP défaillants. Pour combattre ces effets, nous examinons chaque signal
reçu pour voir si les paramètres correspondent à leurs valeurs permises. Nous envoyons également chaque unité de travail à des volontaires multiples et
comparons leurs valeurs mutuelles pour vérifier leur exactitude.
La vaste majorité des signaux dans la base de données scientifiques ne sont l'évidence que de
l'intelligence terrestre. Les sources radio à bande étroite sont présentes partout où une technologie humaine est présente. Même à l'Observatoire
d'Arecibo, où des mesures ont été prises pour minimiser les interférences, ce bruit est présent, à cause des équipements électroniques locaux, des
aéronefs, satellites, et autres transmetteurs. Heureusement, ces sources d'émission terrestre sont relativement faciles à distinguer d'un signal
extra-terrestre.
Une large fraction des IRF consiste en signaux continus à bande étroite générés à l'observatoire ou
sa proximité. Un signal extraterrestre ne sera détecté que lorsque il est dans le champ de visibilité du télescope, et, pour notre mode opératoire
d'analyse, n'aura qu'une durée limitée. Tout signal excédant cette durée est nécessairement terrestre et doit être rejeté.
D'autres sources IRF sont de courte durée et se répètent à des échelles de temps allant de plusieurs
heures à plusieurs jours. Aussi, tout signal qui se répète alors que le télescope voit un secteur différent dans le ciel doit aussi être rejeté.
Une fois les IRF éliminées, tout un tas de signaux restants sont dus à des fluctuations aléatoires
dans le bruit de fond et peuvent ressembler à un signal extra-terrestre. Pour sélectionner les véritables signaux extra-terrestres, nous pouvons rechercher
les signaux à source persistante. Nous nous attendons qu'un signal extra-terrestre sera présent à une fréquence similaire la prochaine fois que nous
examinerons la même position céleste.
État du projet.
Au 23 Octobre 2000, 2 438 045 volontaires ont exécuté le programme SETI@home. Parmi eux,
519 725 exécutaient activement le programme et ont retourné au moins un résultat dans les deux semaines précédentes. Ces volontaires ont produit un
total de 437 000 années de temps de calcul processeur pour un total de 4,3 × 108 Téra-flops. Actuellement, la puissance de calcul
moyenne des ordinateurs exécutant SETI@home est de 15,7 Téra-flops/s — la moyenne calculée depuis le début du projet est de 9,5 Téra-flops/s. A la
connaissance du public, SETI@home est le plus large projet de calcul distribué ayant existé. Il peut également être considéré comme le plus large
super-ordinateur ayant été créé le plus calcul le plus long jamais effectué. Alors que nous écrivions ce seul paragraphe, 60 nouveau volontaires se sont
joints au projet.
Les 1.1 milliards de signaux dans la base de données SETI@home sont maintenant examinées avec les
techniques que nous avons décrites. La vitesse à laquelle nous examinons actuellement les signaux est inférieure à celle où de nouveaux signaux sont
injectés dans la base de données, aussi nous n'avons regardé dans les détails une fraction relativement petite des signaux potentiels. Nous ajouterons
bientôt un autre système informatique à notre configuration de serveurs pour accélérer ce traitement — nous espérons pouvoir examiner les signaux en
temps réel avant peu de temps. Mais jusqu'ici, aucun des signaux examinés n'a montré l'évidence d'une intelligence extra-terrestre.
Conclusion.
SETI@home a été programmé à l'origine pour traiter environ deux années de données du télescope
d'Arecibo. La forte réponse du public et de nouvelles améliorations au logiciel client nous ont mené à étendre cette étude.
SETI@home ne recueille actuellement qu'une très petite portion du spectre radio et une petite partie du
ciel. Les deux façons les plus évidentes d'étendre le projet est d'étendre la couverture du ciel et élargir la bande de fréquences couverte. SETI@home
II, actuellement encore à l'étude, espère faire les deux.
La meilleure façon d'étendre la couverture du ciel serait d'ajouter un système de collecte SETI@home
dans un radio-télescope de l'hémisphère sud. Cela nous permettrait d'étendre notre couverture du ciel de 25% à 75%. Nous discutons actuellement la
possibilité avec un observatoire méridional.
Le système d'enregistrement actuel limite notre largeur de bande de fréquence. En dupliquant le
système d'enregistrement, nous pourrions doubler la couverture en bande passante de SETI@home (et bien sûr son débit de donnée).
Comme pour toute organisation volontaire, il est important que SETI@home réponde aux désirs de ses
volontaires, car le succès du programme dépends entièrement des volontaires qui lui fournisse les ressources de calcul. Nous continuerons à garder nos
volontaires informés de nos progrès et de partager avec eux les éléments scientifiques appuyant les recherches SETI. Nous travaillerons aussi pour fournir
à nos volontaires des informations sur les signaux potentiels qui ont été détectés et les secteurs du ciel qu'ils ont analysé.
Remerciements.
SETI@home est largement finance par des donations privées. L'équipe de projet SETI@home tient à
remercier particulièrement la Planetary Society, Sun Microsystems, Fujifilm, l'Institut SETI, et les Amis de SETI@home (individus privés) pour leurs
contributions. Certaines contributions de sociétés ont été collectés via le Programme pour l'Innovation dans les Média Numériques de l'Université
de Californie. Nous aimerions aussi remercier les volontaires SETI@home partout dans le monde pour leur inestimable contribution à la formidable puissance de
calcul qui fait fonctionner SETI@home.
Références
- S. Bowyer et al., "Twenty Years of SERENDIP, the Berkeley SETI Effort: Past Results and Future
Plans," article paru dans Astronomical and Biochemical Origins and the Search for Life in the Universe, C.B. Cosmovici, S. Bowyer, and D.
Werthimer, eds., IAU Colloquium No. 161 (Editrice Compositori: Bologna), p. 667, 1996.
- D. Anderson et al., "Internet Computing for SETI," article paru dans Bioastronomy 99: A
New Era in Bioastronomy, G. Lemarchand and K. Meech, eds., ASP Conference Series No. 213 (Astronomical Society of the Pacific: San Francisco), p. 511,
2000.
Eric Korpela est un astonome chercheur au Laboratoire de
Sciences Spatiales de l'Université de Californie, à Berkeley. En plus de son travail sur SETI, il est spécialiste de l'étude de la matière interstellaire
et de l'instrumentation astronomique dans l'extrême ultraviolet. Contactez le à korpela@albert.ssl.berkeley.edu.
Dan Werthimer est directeur du programme SETI Serendip et
chef scientifique de SETI@home. Il a publié de nombreux articles scientifiques au sujet de SETI, la radio-astronomie, l'instrumentation et l'enseignement
scientifique, et est l'éditeur de Astronomical and Biochemical Origins (Les origines astronomiques et
biochimiques) et de Search for Life in the Universe (La recherche de la vie
dans l'Univers).
David Anderson est le directeur de projet SETI@home. David
a effectué des recherches approfondies sur les systèmes d'exploitation, l'informatique distribuée, et les graphiques par ordinateur. David a récemment
rejoint l'équipe de direction du fournisseur d'équipements informatiques distribués United Devices en tant que chef-directeur des technologies.
Jeff Cobb est l'ingénieur logiciel et le directeur des
systèmes pour les projets SETI à l'U.C. Il a participé au groupe SETI depuis sept ans, et développé nombreux des algorithmes utilisés dans SETI@home.
Matt Lebofsky a étudié les sciences informatiques et la
composition musicale par ordinateur à l'Université de Binghamton, et suit actuellement deux carrières complètement séparées dans les deux domaines. (Voir
aussi www.lebofsky.com.) | 
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